что такое атмосфера венеры
Изучаем атмосферу Венеры: получены новые данные с зонда «Паркер»
Снимок Венеры, полученный зондом Parker в июле 2020 года
Земля и Венера сформировались в одном регионе протопланетного диска из одинакового материала, но затем их развитие пошло разными путями. Из-за схожих стартовых условий двух объектов атмосфера Венеры вызывает особый интерес планетологов.
Недавно получены новые сведения об атмосфере соседки Земли. Выяснилось, что там присутствует естественное радиоизлучение, — оно может быть признаком наличия ионосферы, защищающей планету от опасного солнечного излучения. К чему все это приведет и что еще скрывает атмосфера Венеры — рассказываем в материале.
Последние данные об атмосфере Венеры получены с помощью солнечного зонда «Паркер». ОН создан NASA для изучения внешней короны Солнца — верхнего разреженного и горячего слоя его атмосферы, состоящий из плазмы. «Паркер» запущен в 2018 году и использует гравитацию Венеры, чтобы приблизиться к Солнцу. Все это время зонд параллельно изучает планету.
Во время третьего пролета в пределах 833 км над Венерой 11 июля 2020 года зонд «Паркер» зарегистрировал естественное радиоизлучение из ее атмосферы. Это открытие подтверждает, что верхние слои атмосферы планеты находятся в стадии изменений, которые соответствуют 11-летнему циклу Солнца.
Что именно узнали ученые
Для ученых и по сей день остается загадкой, почему при схожих условиях начального развития Земля и Венера так радикально отличаются друг от друга. Почему на одной планете есть жизнь, а на другой, по крайней мере, на поверхности, она не может существовать?
Они предполагают, что разгадка кроется в защитном магнитном поле Земли. У Венеры нет такого «защитного колпака». Если это предположение верно, то и у Венеры должна быть атмосфера, но которая не задерживается у поверхности, а уходит в космос. Особенно в периоды повышенной солнечной активности. Однако, наблюдения с наземных телескопов показывают обратное. Был замечен слой ионосферы, самая верхушка атмосферы, в периоды, когда Солнце наименее активно.
Строение планеты Венера
Во время третьего пролета зонд в течение 7 минут измерял верхние слои атмосферы Венеры. И в итоге получил новые данные которые сравнили с полученными при дистанционном изучении планеты. Это первое прямое измерение атмосферы Венеры за почти 30 лет.
Но это еще не все. Радиоизлучения помогли ученым вычислить плотность части ионосферы Венеры. В итоге полученную информацию сравнили с данными от зонда NASA программы «Пионер».
Не Паркером единым
В 1992 году зонд «Пионер-Венера» посетил планету. В тот момент Солнце было около точки максимальной активности в 11-летнем солнечном цикле. В то время, как зонд «Паркер» пролетал через 6 месяцев после солнечного минимума.
После анализа данных ученые математически доказали наличие важных отличий между собранными об атмосфере Венеры данными сегодня и теми данными, которые зонд «Пионер» собрал много лет назад.
Какая же атмосфера на Венере сейчас? Она стала значительно тоньше по сравнению с предыдущими измерениями, сделанными во время солнечного максимума. Ученые измерили частоты излучения, рассчитали плотность ионосферы вокруг зонда. Новые измерения показали, что атмосфера стала менее плотной. Эти факты подтверждают догадки ученых, что ионосфера Венеры существенно изменилась за 11-летний солнечный цикл.
Две сестры: Венера и Земля
Теперь ученым нужно выяснить, почему так происходит. Специалисты предполагают, что смогут с помощью имеющихся данных понять, что сделало и делает нашу планету пригодной для обитания живых организмов. Для исследования они хотят сравнить данные об атмосфере Венеры с данными об амосфере Земли. Это станет еще одним небольшим, но важным шагом в сторону раскрытия великих тайн Вселенной.
Немного о Венере
Венеру называют «сестрой Земли», потому что обе планеты похожи размерами и составом. Однако условия на поверхности двух планет кардинально разные. Атмосфера Венеры, самая плотная среди землеподобных планет, состоит главным образом из углекислого газа (около 96,5% CO2). Поверхность планеты полностью скрывают облака серной кислоты, непрозрачные в видимом свете. Венера не имеет естественных спутников. Венера — самая горячая планета в Солнечной системе: средняя температура её поверхности — 462 °C. Полагают, что в глубокой древности планета так разогрелась, что подобные земным океаны, которыми она обладала, полностью испарились. После себя они оставили пустынный пейзаж со множеством плитоподобных скал.
Что же дальше? Сейчас зонд «Паркер» совершает четвертый пролет мимо Венеры на пути к солнцу. На расстоянии 2 тыс. км он сделал новые снимки. Теперь остается ждать новых интересных фактов о Венере, на основании последних исследований.
Атмосфера Венеры: газовый состав, температура и погода
Всё об атмосфере Венеры: чем похожи и различны атмосферы Земля и Венера, какие газы входят в их состав, идут ли на Венере кислотные дожди и почему здесь так жарко.
Венера имеет самую плотную атмосферу из планет земной группы, к которым относятся также Меркурий, Земля и Марс. На вопрос какой газ преобладает в атмосфере Венеры дать ответ легко: на 96% она состоит из углекислого газа, а ещё на 3-3,5% из азота. На оставшиеся полпроцента приходится смесь других газов: угарного газа, водяного пара, аргона и гелия.
Плотность атмосферы Венеры так велика, что давление у поверхности планеты достигает 95 бар, то есть ровно в 95 раз превышает атмосферное давление на поверхности Земли. Для сравнения – такое давление наблюдается на глубине примерно 1 км в океанах нашей планеты.
В процентном соотношении, состав газов в атмосфере Венеры не богат: 96% углекислого газа, 3%
Из каких слоев состоит атмосфера Венеры
Различают следующие “слои” в атмосфере Венеры:
Экзосфера — внешняя оболочка планеты, самая верхняя граница атмосферы, находится на высоте 220—350 км над поверхностью.
Термосфера — разрежённая и сильно ионизированная оболочка атмосферы. Температура термосферы по ночам достигает −173 °C (100 кельвинов), а днем прогревается до 20, а то и 100 градусов C.
Мезопауза — несколько более плотная часть внешне атмосферы Венеры, также подверженная резким перепадам температуры (находится между 95 и 120 км).
Тропопауза — расположена на границе 65-50 км, средняя температура здесь составляет +20 – +37 градусов по Цельсию, а на высоте 49 километров давление составляет 1 атмосферу, т.е. совпадает по значению с давлением у поверхности Земли.
Тропосфера — самая плотная часть атмосферы Венеры, простирающаяся до самой поверхности. Представляет собой «полужидкий-полугазообразный» океан из сверхкритического углекислого газа (то есть CO2, находящегося в агрегатном состоянии сверхкритической жидкости из-за высокого давления и температуры).
Зависимость между высотой над поверхностью планеты и температурой на поверхности. Стоит попасть под «одеяло» венерианских облаков, как рост температуры становится неудержимым
Температура в атмосфере Венеры
Чем ближе мы приближаемся к поверхности планеты, тем жарче становится, хотя до высоты 60 километров над поверхностью, рост температуры будет относительно плавным. Именно здесь проходит граница облачного покрова Венеры, а температура не падает ниже 10°C.
Как только начинается слой плотной облачности, температура “за бортом” начинает резко увеличиваться. К границе тропосферы (8-10 км над поверхностью) Венеры, жар достигает значения в 464°C – а это, на минуточку, это выше температуры плавления свинца!
Облака, всегда окутывают всю поверхность Венеры, облачный покров такой плотный, что просвета, через который была бы видна поверхность планеты, найти в нем не удастся. Основной и самый мощный облачный слой начинается примерно с высоты 48 км и тянется до 68 км. Кроме того, выше и ниже этого слоя, существуют ещё облачные слои, несколько менее толстые и более разряженные, но все равно хорошо различимые: на высоте 30 и 90 километров. У полюсов облачный покров Венеры явно гуще, чем в других частях планеты.
Открытие атмосферы Венеры Михаилом Ломоносовым
Вопрос: кто открыл атмосферу Венеры, не имеет разночтений! Существование на Венере газовой оболочки открыл русский ученый Михаил Васильевич Ломоносов во время прохождения Венеры по диску Солнца 6 июня 1761 года (по новому стилю).
Это астрономическое событие приковало к себе все взгляды известных ученых того времени, ещё бы: ведь прохождение было заранее рассчитано математически и представляло собой наглядное свидетельство торжества науки. Но, хотя наблюдали Венеру в тот день множество различных астрономов, только Михаил Ломоносов обратил внимание на то, что при “вползании” Венеры на диск Солнца, вокруг планеты возникло «тонкое, как волос, сияние». Такой же светлый ореол наблюдался и при “сползании” Венеры с солнечного диска.
Ломоносов открыл атмосферу Венеры за 200 лет до спектрального анализа
Ломоносов правильно истолковал наблюдение, заключив, что сияние это – результат преломления солнечных лучей в атмосфере наблюдаемой планеты.
«Планета Венера, — писал Ломоносов, — окружена знатной воздушной атмосферой, таковой (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного».
Наличие атмосферы на Венере М. В. Ломоносов рассматривал как неоспоримое доказательство сходства атмосферы Венеры и З и как следствие – сходства обоих планет. И хотя в этом он ошибался, однако вопрос: есть ли на Венере атмосфера, отныне уже не поднимался и ответ на него стал фактом.
Особенности атмосферы: из чего состоят облака Венеры?
Если бы нам с вами удалось побывать в атмосфере Венеры в каком-то подобие космического аэростата, думаю многие из вас удивились бы тому, что изнутри облака этой планеты выглядят не такими густыми и плотными, как кажется при наблюдении из вне. На самом деле эффект плотной пелены облаков начисто скрывающих поверхность Венеры достигается только за счет многослойности и толщины. Наблюдателю из нашего аэростата облачность показалась бы чем-то вроде легкого желтого тумана, через который видно достаточно далеко.
Облака Венеры, а стало быть и её атмосфера не статичны. Хорошо заметно как они меняются, двигаются, что свидетельствует о высоком кровне метеорологической активности. Не редким явлением для наблюдателей служат радиоволны, характерные для молний. Цвет венерианских облаков довольно яркий, желтый. Облака отражают около 85% солнечного света, поэтому на поверхности планеты всегда царят сумерки. Почему облака Венеры именно желтые? Ученые пока не имеют однозначного ответа на этот вопрос.
Венера в лучах ультрафиолетового «сканера» космической станции «Маринер-10»
Гораздо проще ответить на другой вопрос: из чего состоят облака Венеры? Тут ответ довольно однозначен и никого не удивит: венерианские облака состоят из капель жидкости и, скорее всего, микроскопических твердых кристаллов. А вот состав этих облаков, удивит кого угодно: “капли жидкости” в венерианских облаках – это высококонцентрированная серная кислота, к которой подмешано некоторое количество сульфокислот, фосфорная кислота и частички серы. Адское сочетание!
Размер облачных частиц варьируется от менее, чем 0,5 микрометра в разреженной части облачного слоя, до нескольких микрометров в самых плотных слоях.
Причина того, почему некоторые области верхнего облачного слоя кажутся темными при облучении ультрафиолетом, до конца ещё не известны. Скорее всего это связано с частицами диоксида серы, серы и хлорида железа, хорошо поглощающими УФ-излучение.
Погодные явления на Венере
Бывают ли грозы на Венере
Принцип зарождения молний на Венере не отличается от Земного. С тем различием, что земные облака состоят из водяного пара, а венерианские – из паров серной кислоты.
Идут ли на Венере дожди из серной кислоты?
На Венере понятие “кислотный дождь” приобретает особый смысл – ведь других дождей здесь не бывает! В верхних слоях тропосферы Венеры время от времени действительно идут кислотные дожди состоящие из концентрированной серной кислоты.
Впрочем, поверхности планеты они не способны достичь чисто физически – невероятный жар царящий внизу просто испаряет капли задолго до того, как они достигнут твердой почвы.
Ветер на Венере и другие атмосферные явления
Движение атмосферы Венеры крайне любопытно и сложно объяснимо. Хотя планета вращается очень медленно и делает всего 3 поворота вокруг оси за 2 земных года, её облака движутся так, что облетают всю планету всего за 4 дня. В верхнем слое облаков, ветры стабильны и дуют с востока на запад со скоростью около 100 метров в секунду. С понижением высоты, скорость ветра значительно падает и у самой поверхности обычно не превышает 1 метра в секунду. Это легко объяснимо – ведь здесь нет перепадов температуры, как к примеру на Земле, стало быть и ветру взяться неоткуда.
Но почему тогда ветры в верхней части атмосферы так стабильны и притом дуют с такой скоростью? На первый взгляд это может быть легко объяснимо приливными силами и потоком солнечного тепла… но это только на первый взгляд. Эти явления, конечно имеют место быть, но истинная причина активного поведения атмосферы Венеры неизвестна и является одной из основных загадок “утренней звезды” для астрономов будущего.
Поведение ветра на Венере – вещь, заслуживающая пристального внимания ученых с Земли, ведь именно ветер во многом формирует ландшафт. Несмотря на низкую скорость ветра на Венере рядом с поверхностью планеты, ветер все же способен перемещать сыпучие материалы, создавая особенности поверхности, хорошо различимые на радиолокационных изображениях. Можно разглядеть тут и образования напоминающие песчаные дюны и скальные массивы со следами выветривания.
Эти особенности ландшафта фактически представляют “карту ветров” Венеры. Так, хорошо заметно, что в обоих полушариях планеты ветры дуют преимущественно в направлении экватора. Это во многом напоминает поведение ветров на Земле, тут, как и там, ветры похоже подчиняются одной и той же модели “ячеек Хэдли”.
Согласно этой модели, атмосферные газы, достигнув максимального нагрева на экваторе планеты, начинают подниматься вверх, и достигая максимальной высоты, охлаждаются и стремительно бегут к полюсам планеты, чтобы там снова опуститься к поверхности и возобновить бег к экватору.
Парниковый эффект на Венере
Одна из главных особенностей массивной атмосферы Венеры – чудовищный парниковый эффект, за счет которого планета и занимает почетное первое место среди планет Солнечной системы по средней температуре на поверхности. На первый взгляд кажется очевидным, что на Венере исключительно жарко потому, что она находится близко к Солнцу, а следовательно Солнце “жарит” здесь куда сильнее, чем на Земле.
Парниковый эффект на Венере – основная причина огромной температуры на поверхности планеты
Но на самом деле, из-за плотного слоя облаков, большая часть солнечного света отражается обратно в космос, а поверхность Венеры получает даже меньше солнечной энергии, чем Земля. Проблема в том, что хорошо разогретая поверхность планеты и нижние слои облаков не только поглощают, но и отдают солнечную энергию, “переизлучая” её обратно в инфракрасном спектре.
Если на Земле это излучение легко уносится в открытый космос, то на Венере с этим явные проблемы: толстый слой облаков и преобладание в атмосфере Венеры углекислого газа, не дает излучению вырваться наружу, и вновь отражает его к поверхности, работая в точности как самое обычное ватное одеяло. Только размером с планету!
В результате поверхность Венеры постепенно раскаляется, получая в итоге температуру в сотни градусов по Цельсию.
Получив ответ на вопрос из какого газа состоит атмосфера Венеры, думаю многие читатели задумаются и над другим вопросом: не грозит ли подобное развитие событий Земле, в атмосфере которой также немало углекислого газа и само понятие “парниковый эффект” также имеет место быть, хоть и в значительно меньших масштабах?
Для того, чтобы получить ответы на эти вопросы, мы и изучаем атмосферу нашей межзвездной соседки, двоюродной сестры Земли – Венеры. Ведь гораздо проще и безопаснее учится на чужих ошибках, чем совершать свои!
Ионосфера и магнитное поле Венеры
Самый верхний слой атмосферы Венеры, как и у Земли называется ионосферой. Как следует из его названия, ионосфера состоит из сильно ионизированный вследствие поглощения ультрафиолетового солнечного излучения и воздействия солнечного ветра – мощного потока заряженных частиц порождаемых Солнцем, – на верхние слои атмосферы планеты. Основными ионами в ионосфере Венеры являются ионы кислорода и углекислого газа.
В отличие от большинства планет, включая Землю, Венера не обладает собственным магнитным полем. Измерения, проведенные орбитальными космическими аппаратами, показали,что собственно магнитное поле Венеры примерно в 8000 раз слабее земного.
Венера (слева) имеет индуцированное магнитное поле, а Земля (справа) – собственное магнитное поле. Наглядно видно как магнитосфера защищает нашу планету
Отсутствие магнитного поля связано с медленным вращением планеты, ведь любая планета, по большому счету представляет собой гигантскую “динамо-машину”, в которой, мощь магнитного поля определяется вращением жидкого металлического ядра. Нет вращения – нет и и магнитного поля. Впрочем, возможен и вариант, что ядро Венеры не жидкое, а твердое и “динамо-машина” просто не работает.
Впрочем, и здесь Венера сумела отличиться. Хотя эта планета не имеет собственного магнитного поля подобного земному, солнечная радиация все же встречает на пути к поверхности барьер. Венера обладает так называемым индуцированным (наведенным) магнитным полем, образовавшимся в результате взаимодействия магнитного поля Солнца и внешней атмосферы планеты.
Поэтому, когда солнечный ветер “бомбардирует” Венеру, на обращенной к солнцу стороне планеты образуется стоячая ударная волна плазмы, которая замедляет, нагревает и отклоняет поток солнечного ветра, направляя его вокруг планеты. Для некоторых планет, эта точка находится на значительном расстоянии от поверхности, удерживаемая мощным магнитным полем планеты. Например, для Юпитера эта точка находится на расстоянии примерно в 3 000 000 км от планеты, а для Земли это расстояние составляет около 65 000 км.
Однако, из-за оговоренных выше особенностей магнитного поля Венеры, её точка образования “ударной волны” находится всего в нескольких тысячах километров над поверхностью, на самой границе ионосферы планеты. Это приводит к особо активному взаимодействию между солнечным ветром и атмосферой Венеры. Если бы не плотность атмосферы, её давно бы уже ждала судьба Марса, имеющего фрагментарное магнитное поле и с каждым годом все более теряющего её остатки. Однако, в отличие от “красной планеты”, в случае Венеры, полное “сдувание” атмосферы ей не грозит не сейчас, не через миллиарды лет – несмотря на впечатляющий шлейф из молекул различных газов, “выбитый” солнечным ветром с её поверхности и тянущийся на миллионы километров, подобно кометному хвосту.
Поверхность Венеры заснятая автоматической станцией «Венера-13»
Атмосфера Венеры
Венера занимает первое место по нагреву среди солнечных планет. Почему? Потому что ей не повезло обладать самой суровой атмосферой. Что с ней не так? И можно ли говорить о наличии атмосферы у Венеры?
Как выглядит атмосфера Венеры
Состав атмосферы Венеры практически полностью представлен двуокисью углерода с примесями азота. Воздух настолько плотный, что небольшие азотные сгустки превышают земные в 4 раза. Подобное сочетание приводит к парниковому эффекту, удерживающему критически высокую температуру все время. Ниже представлена температура атмосферы планеты Венера в цифрах и связи с высотой.
Строение атмосферы. Изображение облаков в ложном цвете, созданное Венерой-экспрессферы Венеры
Также облака не только накапливают тепло, но и функционируют как заслонка для земного наблюдателя. Мы буквально не можем взглянуть на поверхность, пока не посадим туда аппарат.
Хотя Венера и Земля похожи по размерам, но из-за повышенного давления (в 90 раз больше земного) вам будет казаться, что вы стоите на океанической глубине. Чем выше подниметесь, тем больший комфорт ощущаете.
Климат и погодные условия
Изображение облаков в ложном цвете, созданное Венерой-экспресс
Атмосферные облака планеты Венера постоянно перемещаются из-за движения ветров, разгоняющихся до 360 км/ч. Однако они замирают на 4 дня после каждого осевого оборота. Чем ближе к поверхности, тем меньше скорость ветра.
В случае с Землей сезоны меняются из-за осевого наклона. Но у Венеры он практически незначителен, тем более, что все контролируется плотным атмосферным слоем. Так что температура не меняется в течение всего года.
Облака кажутся окрашенными в ярко-желтый или белый цвета. Вы не заметите полос или штормов. Теперь вы знаете, как выглядит атмосфера Венеры.
Удивительный и непознанный мир Венеры
Об авторе
Людмила Вениаминовна Засова — доктор физико-математических наук, заведующая лабораторией спектроскопии планетных атмосфер Института космических исследований РАН. Область научных интересов — физика планет, атмосферы планет земной группы, спектроскопия, динамика.
К сожалению, проект ВЕГА поставил последнюю точку в истории наших исследований Венеры. Думаю, что расставание с этой планетой было ошибкой: мы потеряли «экологическую нишу», одну из немногих областей, где были впереди многие годы, и не только в исследованиях планет, а в фундаментальных космических исследованиях вообще.
Венера (Иштар, Люцифер, Матрона и др.) — красивейшая утренняя и вечерняя «звезда», ближайшая к нам планета и самый яркий после Солнца и Луны объект на небе. Венера расположена ближе к Солнцу, но ее облака отражают около 80% поступающей солнечной энергии, и, несмотря на различие в расстоянии от Солнца, она получает примерно столько же солнечной энергии, сколько и наша планета. К тому же, благодаря близким значениям размера, плотности и, следовательно, состава, Венера заслужила титул «близнеца Земли». Впрочем, на этом сходство двух планет заканчивается. На самом деле Венера наименее похожа на Землю и наиболее загадочна среди всех планет земной группы (рис. 1).
Рис. 1. Венера — «сестра Земли». Венера в УФ-диапазоне (снимок NASA). Справа для сравнения приведено изображение Земли
Начало научных наблюдений Венеры в телескоп было положено в 1610 г. Галилео Галилеем. Он описал фазы Венеры, наглядно показав, что она светит отраженным солнечным светом. Исследование ее как планеты через 150 лет начал М. В. Ломоносов, который открыл атмосферу Венеры при наблюдении ее прохождения по диску Солнца: «Планета Венера окружена знатной воздушной атмосферой, таковой (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного» [1].
Планета выглядит в телескоп однородным желтоватым диском, ее покрывает плотный, без разрывов, облачный слой, полностью скрывающий поверхность от глаз наблюдателя. Только в 30-х годах прошлого века, через 170 лет после открытия атмосферы, были получены первые представления о ее составе — обнаружен углекислый газ. По поляризационным измерениям еще в 20-х годах определили размер частиц (
1 мкм) в видимом облачном слое, но то, что аэрозольные частицы состоят из серной кислоты высокой концентрации, удалось выяснить лишь в 70-х, также в результате поляризационных измерений [2]. Желтоватый цвет Венеры, обусловленный поглощением в УФ и синем диапазонах спектра, до сих пор не имеет объяснения, хотя природа «неизвестного УФ-поглотителя» обсуждается в течение десятилетий.
В 50-х годах по наблюдениям теплового излучения планеты в радиодиапазоне были получены оценки температуры (
480°С), но уверенности, что температура относится к поверхности, а не к ионосфере, не было. До того времени оставалась надежда, что поверхность Венеры может быть пригодной для обитания. Открытие же высокой температуры разочаровало тех, кто хотел увидеть в Венере подобие ранней Земли с теплым и влажным климатом.
Неудивительно, что космические исследования планет начались именно с Венеры, которую межпланетные аппараты фактически открыли заново.
Немного из истории космических исследований Венеры
В СССР космические исследования Венеры начались в 1961 г., когда к ней стартовала «Венера-1». Но, так же как и с последующими «Венерой-2 и 3», связь с Землей была потеряна задолго до приближения к планете. Однако затем все космические аппараты, начиная с «Венеры-4» и заканчивая «ВЕГА-1 и 2» («Венера — Галлей»), которые были изготовлены в Научно-производственном объединении им. С. А. Лавочкина (НПОЛ) под руководством Г. Н. Бабакина, оказались успешными. «Венера-4» в 1967 г. стала первым зондом, проникшим в атмосферу планеты (правда, поверхности, как и «Венера-5 и 6», она не достигла). После измерения радиоизлучения американским космическим аппаратом Mariner-2 (1962) стало ясно, что температура
480°С, скорее всего, относится к поверхности, но давления в 100 бар (сто земных атмосфер!) никто не ожидал, и первые спускаемые аппараты были просто раздавлены в атмосфере. Тем не менее во время спуска первых «Венер» в атмосфере с 60 до 20 км удалось получить уникальные результаты: вертикальные профили температуры, давления, скорости ветра. С помощью газовых анализаторов был уточнен состав атмосферы (97% CO2, 2% N2, 
Рис. 2. Спектры рассеянного солнечного излучения в атмосфере Венеры, полученные спектрометром на посадочном аппарате «Венера-11». Числа около кривых — высота (км) над поверхностью. Интенсивность полос поглощения Н2О и СО2 растет с погружением в атмосферу [3]
«Венера-11 и 12» измеряли in situ концентрации инертных газов: неона, аргона, криптона, а также SO2 и СО под облаками. Отношение 36 Ar/ 40 Ar для Венеры оказалось близким к 1, что выше земного в 300 раз. Оно говорит о различии процессов газообмена на Земле и Венере. Изотоп 36 Ar — реликтовый, тогда как 40 Ar образуется из 40 K в коре планеты при радиоактивном распаде и попадает в атмосферу в результате дегазации.
Во время спуска измерялись спектры в ближнем ИК-диапазоне (рис. 2). Основная цель эксперимента — определение вертикального профиля содержания Н2О. Оказалось, что в нижней атмосфере оно практически постоянно и составляет 30±10 ppm ** на высотах от 50 км до поверхности. Ранее прямые измерения давали противоречивые и слишком высокие значения (100 и даже 1000 ppm H2O под облаками). Таким образом, была решена проблема содержания воды в атмосфере Венеры. Ее оказалось значительно меньше, чем ожидалось.
На посадочных аппаратах «Венера-13 и 14» панорамная съемка была уже цветной. На изображениях видна обезвоженная и безжизненная каменистая пустыня, раскинувшаяся под мощным слоем плотной атмосферы (рис. 3). Порода в месте посадки также была аналогичной земным базальтам.
Рис. 3. Панорамы поверхности Венеры, полученные в декабре 1982 г. посадочными аппаратами «Венера-13» (вверху) и «Венера-14»
В 1983 г. на орбиты искусственных спутников планеты вывели космические аппараты «Венера-15 и 16», основной задачей которых стало радарное картирование поверхности (рис. 4). Толстый облачный слой не позволяет увидеть поверхность, но радарные наблюдения открывают нам мир под облаками. Были получены карты северного полушария Венеры с горизонтальным разрешением 0,9–2,5 км и вертикальным — 50 м. Фурье-спектрометр (ФС) на «Венере-15» использовал очень информативный для изучения планеты спектральный диапазон 6–45 мкм. Находясь на оптимальной полярной орбите, он выдал результаты, часть из которых остаются уникальными и ныне: 3D-поля температуры, аэрозоля, скорости ветра, водяного пара, двуокиси серы в мезосфере [4]. Более 20 лет спустя планетный фурье-спектрометр (ПФС) на Venus Express (VEX), обладавший несравненно большими возможностями, к сожалению, не сработал.
Рис. 4. Автоматическая межпланетная станция «Венера-15». 1 — радиолокатор бокового обзора, 2 — остронаправленная антенна для передачи информации на Землю
Последние советские аппараты, направленные СССР к Венере, — «ВЕГА-1 и 2» — посетили ее в 1985 г. на пути к комете Галлея. Спускаемые аппараты массой около 2 т содержали посадочные аппараты и атмосферные зонды с комплексом научных приборов. Впервые было выполнено бурение. Состав поверхности в месте посадки, как и в других случаях, соответствовал базальтам.
Тогда же впервые в атмосферу другой планеты запустили аэростатные зонды, которые дрейфовали более 48 ч на высоте 53–55 км, проводя измерения метеорологических параметров атмосферы и передавая их непосредственно на Землю.
После этого в СССР и в России космических запусков к Венере не производилось.
В США в 1978 г. была осуществлена миссия Pioneer Venus, представляющая собой двойной запуск: первый — орбитальный аппарат, второй — один большой и три малых посадочных аппарата. Они получили обилие данных, касающихся атмосферы, но все спускаемые аппараты отключились на высоте около 12 км. Так что успешно работали на поверхности только советские аппараты.
Эстафету приняла американская миссия Magellan, выведенная на орбиту вокруг Венеры в 1990 г. Основная ее задача — радарное картирование поверхности (рис. 5), предпринятое после Pioneer Venus и «Венеры-15 и 16». В результате миссии Magellan была покрыта картами с разрешением до 100–200 м большая часть планеты (за исключением полярных районов). Оказалось, что поверхность Венеры геологически наиболее молодая среди планет Солнечной системы: 80% ее было обновлено за счет лавовых извержений в течение последнего миллиарда лет. Морфология кратеров, отчетливо различаемых на радарных картах, указывала, что на протяжении последних 500 млн лет сильной геологической активности на планете не наблюдалось.
Рис. 5. Карта Венеры. Радарное картирование космическим аппаратом Magellan [5]
После Magellan Венера «отдыхала» от земных посланников более 10 лет, пока в 2005 г. Европейским космическим агентством (ЕКА) не был запущен аппарат Venus Express. Достигнув планеты в 2006 г., он успешно проработал на орбите восемь лет и закончил свое существование в начале 2015 г., погрузившись в атмосферу планеты. Анализ полученных VEX данных подтвердил: на Венере очень мало воды. К наиболее важным результатам этой миссии относится обнаружение эмиссионных полос гидроксила (полос Мейнеля) и озона, исследование строения облаков, картирование нижнего облачного слоя (в спектральных окнах прозрачности) на ночной стороне планеты, детальное изучение полярного «диполя», мониторинг температуры мезосферы, определение состава надоблачной и подоблачной атмосферы, ее динамики и др.
Кроме того, камера VMC (Venus Monitoring Camera) на ночной стороне планеты в окне прозрачности около 1 мкм запечатлела «теплые» участки повышенной и переменной яркости в геологически молодой области Ганики Часма, которые могут представлять собой лавовые потоки [6]. Это означает, что существование вулканической активности на Венере вполне возможно (рис. 6).
Рис. 6. Не исключено, что вулканы на Венере действуют и сейчас
Атмосфера и климат Венеры
Сходный состав Земли и Венеры (их средние плотности близки) говорит об их образовании из одного и того же протопланетного вещества. Не очень большое различие в содержании таких устойчивых молекул, как N2 (на Венере азота всего второе больше), также указывает на сходные условия возникновения обеих планет. Следовательно, столь драматическое современное различие этих планет связано с их неодинаковыми эволюционными путями.
Очевидно, что основная причина климатических различий Земли и Венеры кроется в свойствах их атмосфер. Атмосфера Венеры почти в 100 раз массивнее земной и на 96,5% состоит из углекислого газа с примесью азота (3,5%) и других газов — малых составляющих: SO2, Ar, H2O, CO, OCS, He, Ne, HCl, HF. Полная масса углекислоты на Земле и Венере сравнима. Но на Земле углекислота спрятана в твердых карбонатах и известковых отложениях, связанных с древними примитивными организмами. Формирование карбонатов, как и условия возникновения жизни, определяется многими процессами (тектоническими, радиацией, температурой). На Земле, по-видимому, решающую роль сыграл океан. Сейчас воды на Земле на пять порядков больше, чем на Венере (слой осажденной воды на ней не превысил бы 3 см против 3 км на Земле). Миллиарды лет назад на Венере, скорее всего, воды было значительно больше. Планета могла потерять и продолжает терять воду в результате диссипации. Эксперимент ASPERA (Analyser of Space Plasma and Energetic Atoms) VEX обнаружил, что «убегающие» атомы кислорода и водорода находятся в отношении 1:2, что указывает на разрушение молекул Н2О. Отношение изотопов водорода D/H превышает земные значения более чем в 150 раз — «убегают» более легкие атомы, обладающие более высокими скоростями теплового движения.
Однако расчеты показывают, что современная скорость диссипации недостаточна для объяснения потери планетой всей воды. Либо скорость диссипации в прошлом была значительно выше, либо действуют и другие процессы, удаляющие воду. Например, значительное количество воды может быть связанным в минералах.
Высокая температура поверхности Венеры поддерживается за счет парникового эффекта, который обеспечивает мощная углекислотная атмосфера. Понятие «парниковый эффект» к Венере было применено даже раньше, чем к Земле. Если бы венерианская атмосфера не задерживала тепло, поверхность планеты была бы холоднее примерно на 500° (!). Парниковые газы в атмосфере Венеры — это CO2, H2O, OCS, CO, SO2. Имея сильные полосы поглощения в ИК-области спектра, они не позволяют тепловому излучению беспрепятственно покидать планету, предохраняя поверхность на ночной стороне от сильного охлаждения (свой вклад вносят и облака, однако решающая роль в парниковом эффекте принадлежит все же СО2).
Облака
Венера покрыта толстым слоем облаков, протяженностью по высоте свыше 20 км и оптической толщиной 20–40 единиц (чему соответствует ослабление прямого излучения в сотни миллионов раз в видимом диапазоне). Слой состоит из трех разделенных частей: верхней, средней и нижней. Основной компонент облаков — серная кислота концентрацией ≥75%. Верхний слой (60–70 км) — разреженный, со шкалой высоты 4 км в низких широтах и уменьшающийся до 1–2 км к полюсам. Высота верхней границы верхнего слоя, по данным VIRTIS (Visible and InfraRed Thermal Imaging Spectrometer) и ФС «Венеры-15» понижается к полюсам, а высота среднего слоя (по данным ФС) не зависит от широты (рис. 7).
Рис. 7. Карта высот верхней границы облаков, вычисленная по глубине полосы 1,5 мкм СО2 в южной полярной области Венеры (VIRTIS VEX) и наложенная на УФ-изображение, которое получила камера VMC VEX (слева). Положение верхних границ верхнего и среднего облачных слоев в северном полушарии по измерениям на 1218 см −1 и 365 см −1 соответственно, выполненным ФС «Венеры-15» (справа). Разница в высоте верхней границы в низких широтах и на полюсах достигает 10 км [4, 7]
Верхний слой содержит частицы двух типов (мод): субмикронные и микронные. Характерный размер частиц растет с глубиной. В среднем (ниже 57 км) и нижнем (48–50 км) облачных слоях появляются крупные частицы (мода 3), радиус которых достигает 3–4 мкм. Концентрация серной кислоты изменяется от 75–80% в верхнем слое до 90% в нижнем. Таким образом, капли серной кислоты имеют в своем составе 10–25% воды. Температура и давление в нижнем облачном слое не сильно отличаются от условий на поверхности Земли. Космические аппараты «ВЕГА-1и 2» обнаружили в нем хлор, серу и фосфор [8].
Облака Венеры практически не поглощают солнечное излучение в видимом и ближнем ИК-диапазоне, и оно, многократно рассеянное, доходит до поверхности. На ночной стороне планеты, в окнах прозрачности между полосами СО2 (1,0; 1,1; 1,18; 1,27; 1,74; 2,35 мкм), непосредственно наблюдается тепловое излучение горячей нижней атмосферы и поверхности. Это излучение на несколько порядков слабее рассеянного солнечного, его нельзя выделить при наблюдении дневной стороны Венеры. На рис. 8 показано изображение нижнего облачного слоя в «окне» 2,35 мкм. В «окне» 1 мкм атмосферное влияние наименьшее, и потому оно используется для изучения поверхности, в частности для поиска возможной вулканической активности.
Рис. 8. Изображение нижнего облачного слоя (высота около 50 км) вблизи полуночи на 2,35 мкм (изображения на восьми орбитах, выполненные 13–23 февраля 2007 г.). Яркие области соответствуют более высокой температуре, темные области вокруг южного полюса — холодный воротник (сам полюс вне изображения). По перемещению деталей измерена скорость ветра — 50 м/с на высоте 50 км (VIRTIS VEX)
Облака, простираясь от 48 до 70 км (или от 30 до 90 км — c учетом подоблачной и надоблачной дымки) над поверхностью, несмотря на малую плотность, играют огромную роль в парниковом эффекте, химии и динамике атмосферы.
Циркуляция атмосферы
Скорость ветра в нижней атмосфере Венеры измерялась на всех посадочных аппаратах, начиная с «Венеры-4», но впервые вертикальный профиль ветра от поверхности до 60 км высоты получили «Венера-9 и 10» (1975). Оказалось, что скорость ветра растет от 0,5–1,5 м/с у поверхности до 50–60 м/с на уровне среднего облачного слоя (55–60 км). У верхней границы облаков она достигает 100 м/с. Таким образом, оказалось, что планета и ее атмосфера вращаются с разными скоростями. Венера совершает оборот вокруг оси за 243 суток (земных), а ее атмосфера (на уровне верхнего облачного слоя) — примерно за 4 суток, т. е. более чем в 60 раз быстрее! Эта особенность атмосферы получила название «суперротация». Да и само осевое вращение Венеры и ее атмосферы, в отличие от других планет (кроме Урана), направлено в сторону, противоположную орбитальному вращению вокруг Солнца.
Структура атмосферы Венеры отличается от земной. Прежде всего, в ней отсутствует стратосфера. За самым нижним слоем — тропосферой — находится тропопауза, в зависимости от широты расположенная на высоте 56–62 км. Выше нее — мезосфера, на высоте приблизительно 100–110 км, — мезопауза, а еще выше — термосфера. В тропосфере градиент температуры близок к адиабатическому. При определенных условиях в этом слое могут рождаться вертикальные конвективные потоки. Выше тропопаузы атмосфера стабильна, т. е. в ней не происходит вертикального перемешивания. Средний облачный слой — конвективный. Именно там плавали баллоны аппаратов «ВЕГА-1 и 2». Возможно, в тропосфере существуют еще две конвективные зоны: на высоте 20–30 км и вблизи поверхности [9].
Венера — планета медленно вращающаяся, с осью вращения, практически перпендикулярной плоскости эклиптики. И потому на ней нет смены времен года. Динамическое состояние мезосферы Венеры определяется циклострофическим балансом: силы, связанные с градиентом давления, уравновешиваются центробежной силой. Уравнение баланса позволяет теоретически оценить скорость зонального (т. е. вдоль параллелей) термического ветра до высоты 80–90 км. На высоте 90–110 км расположена переходная область между двумя основными модами циркуляции: зональной суперротацией и движением потока, который поднимается вверх в подсолнечной точке и опускается на противоположной стороне планеты, в антисолнечной точке (так называемый SS—AS-перенос).
Один из методов изучения динамики атмосферы выше 90 км — наблюдение пространственного распределения яркости ночных свечений, в частности свечений молекулярного кислорода. Эта самая яркая ночная эмиссия возникает при рекомбинации атомов кислорода, которые образуются при фотолизе СО2 на дневной стороне, переносятся циркуляцией на ночную сторону на высоте 90–130 км (в верхней мезосфере и нижней термосфере), рекомбинируют в нисходящем потоке и высвечивают энергию в полосе O2 1,27 мкм. Измерения свечения О2 картирующим спектрометром VIRTIS VEX подтвердили, что, хотя основная мода циркуляции верхней атмосферы — SS—AS-перенос, на нее могут накладываться и зональная суперротация, и волны масштабом от нескольких километров до планетарных.
УФ-контрасты и скорость ветра у верхней границы облаков
Венерианские облака отражают 80% падающей солнечной энергии в видимой области спектра, и они практически не имеют контрастов (менее 5%) в видимой и ближней ИК-области (вне полос поглощения). Значительные (до 30%) контрасты наблюдаются только в синей и УФ-областях. На изображениях Венеры (рис. 9) видны детали, которые отражают неравномерное распределение так называемого неизвестного УФ-поглотителя, вероятно, связанного с облачным аэрозолем. На его долю приходится половина всей солнечной энергии, аккумулированной Венерой. При этом поглотитель существует только в верхнем облачном слое (т. е. по высоте в пределах 10 км), а ниже 58 км поглощение, связанное с ним, исчезает. Предполагается, что поглощение основной доли солнечной энергии в столь узком слое ответственно за генерацию термических приливов, которые играют большую роль в поддержании суперротации. Предлагалось несколько кандидатов на роль УФ-поглотителя. Наиболее подходящие из них — аллотропы серы и слабый ( Рис. 9. Пример УФ-изображений, полученных камерой VMC. Около каждого изображения приведено время до прохождения перицентра и пространственное разрешение [10]
По видимому перемещению УФ-деталей с использованием изображений, полученных камерой VMC VEX в канале 0,38 мкм в течение восьми лет работы, оценивалась скорость ветра в области верхней границы облаков. Получен любопытный результат: в низких южных широтах Венеры средняя скорость ветра монотонно возрастала и за время наблюдений увеличилась на 20–30 м/с (рис. 10). Сравнение с кривой солнечной активности неожиданно показало корреляцию до 70%. Однако найти механизм, способный разогнать мощную атмосферу, привязав его к солнечной активности, так и не удалось [10]. По-видимому, наблюдаемый рост скорости со временем нереален. Скорее всего, он представляет собой результат комбинации меняющихся факторов, таких как топография, местное время и др. С другой стороны, данные прибора ФС «Венеры-15» показали, что в северном полушарии скорость ветра в течение суток может изменяться на 20–30 м/с [4]. Примечательно, что результаты ФС и VMC получены для интервала широт, включающего гористые структуры. В случае VMC в широтной полосе наблюдений находилась Земля Афродиты, а при работе ФС — Земля Иштар. Пока неясно, как влияет топография на изменение скорости зонального потока, но в обоих случаях максимум скорости смещался в направлении суперротации на 30° по отношению к деталям рельефа. Возможно, на Венере (как, впрочем, и на Марсе) наблюдаются солнечносвязанные структуры, которые не перемещаются строго за Солнцем, а «цепляются» за детали рельефа.
Рис. 10. Изменение скорости зонального ветра в течение восьми лет работы Venus Express по УФ-изображениям камеры VMC. Красным и черным показаны результаты двух различных методов. Рисками отмечены значения скоростей, полученные миссиями Galileo, Pioneer Venus (PV) и Mariner-10 (М-10) [10]
Проект «Венера-Д»
В России проводится работа над проектом новой миссии — «Венера-Д». Сейчас проект в стадии научно-исследовательской разработки. В ней кроме ИКИ РАН принимают участие НПОЛ и другие институты РАН. Цель миссии — комплексное исследование атмосферы, поверхности и окружающей Венеру плазмы. Запланированы как дистанционные измерения, так и прямые — в атмосфере и на поверхности.
«Венера-Д» будет иметь в своем составе два основных элемента: посадочный и орбитальный аппараты (возможен и второй малый орбитальный аппарат — субспутник). Кроме того, предполагается включить технологически инновационные элементы, такие как долгоживущая станция на поверхности или атмосферные зонды.
Перечислим основные направления исследований. Для понимания причин «неземных» условий на Венере необходимо изучить:
Предполагается, что посадочный аппарат «Венеры-Д» будет представлять собой модернизированную версию аппарата, успешно использовавшегося ранее в миссиях «Венера» — «ВЕГА». Напомним, последняя посадка на поверхность Венеры была совершена 30 лет назад («ВЕГА-1 и 2»).
В состав научной аппаратуры будущего аппарата предложено включить следующие приборы: многоканальный диодно-лазерный спектрометр, хромато-масс-спектрометр, активный гамма-спектрометр, мёссбауэровский спектрометр, нефелометр и спектрометр размеров частиц для исследования микрофизических свойств частиц и строения облаков, волновой и метеокомплексы, сейсмометр, а также телевизионный комплекс, который содержит посадочные и панорамные камеры, стереокамеры и камеры с высоким (до 0,1 мм) разрешением.
Три из предлагаемых экспериментов (многоканальный диодно-лазерный, хромато-масси мёссбауэровский спектрометры) требуют забора проб атмосферы и грунта в герметический отсек.
В качестве примера современного эксперимента расскажем о работе многоканального диодно-лазерного спектрометра. Он с высокой точностью и высоким спектральным разрешением (λ/δλ = 10 7 ) измеряет содержание летучих компонентов и их изотопов: H/D, 15 N/ 14 N, 17 O/ 16 O, 18 O/ 16 O, 34 S/ 32 S и 13 C/ 12 C. От значения этих соотношений зависят выводы о происхождении и эволюции атмосферы. Для измерения со столь высоким спектральным разрешением необходимо обеспечить низкое давление (50–100 мбар). При спуске давление в нижней атмосфере возрастает до 100 бар. Следовательно, плотный газ, отобранный в кювету прибора, надо сделать разреженным, а после изучения удалить его из кюветы для забора следующей порции. Линии излучения некоторых изотопов довольно слабые, и их нелегко зарегистрировать. Современные оптические методы с помощью многократного отражения света лазера позволяют обеспечивать длину оптического пути в небольшой кювете до 2 км! В соответствии с длинами волн газов и изотопов, которые надо измерить, используется несколько лазеров, настроенных на разные спектральные диапазоны.
Выбор места посадки
Все советские аппараты совершали посадку в равнинной местности, «залитой» вулканическими базальтами. Выбор и анализ возможных мест посадки производится в Институте геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского РАН (ГЕОХИ РАН). Специалисты ищут тессерные области — наиболее древние участки поверхности, где можно надеяться обнаружить следы древнего океана, а возможно, и следы древней жизни. Однако поверхность тессер сильно изрезана структурами с крутыми склонами, и существует риск потери аппарата при посадке (хотя «Венера-9» успешно села на склон 30°). Так как тессеры занимают всего 8% поверхности, то прежде чем совершить безопасную посадку, необходимо еще «попасть» на нее (рис. 11). В зависимости от окна старта может оказаться, что тессера на месте посадки отсутствует или занимает малую часть поверхности, соответствующей эллипсу разброса. Для посадки аппарата в выбранный район специалисты из Института прикладной математики им. М. В. Келдыша РАН изучают возможность его спуска с орбиты искусственного спутника.
Рис. 11. Геологическая карта Венеры. Черным отмечены тессеры, занимающие около 8% поверхности планеты. Выполнено в ГЕОХИ РАН
На орбитальном аппарате установлены приборы либо новые, никогда не использовавшиеся для Венеры, либо летавшие ранее, но модернизированные: картирующие УФ- и ИК-спектрометры, гетеродинный спектрометр со сверхвысоким разрешением, ИК-фурье-спектрометр, мультиспектральная камера, приборы для наблюдения звездных и солнечных затмений и для эксперимента по двухчастотному радиопросвечиванию.
Проект «Венера-Д» включен в Федеральную космическую программу России 2006–2015. О важности миссии говорит и интерес к ней со стороны НАСА. Для определения степени участия агентства в этом проекте была создана научная группа The Venera-DIKI / Roscosmos — NASA Joint Science Definition Team. К сожалению, в связи с политическими санкциями работа команды приостановлена. Мы надеемся, что сотрудничество вскоре будет возобновлено.
Есть все основания полагать, что наши представления о процессах на этой удивительной планете и в ее атмосфере в результате осуществления миссии «Венеры-Д» перейдут на качественно новый уровень. Может быть, тогда мы сможем понять, почему, в отличие от Земли, Венера пошла по другому эволюционному пути, и как сохранить комфортные условия жизни на Земле, не превратив их в «адские».
* Мороз В. И. О былом и несбывшемся // Василий Иванович Мороз. Победы и поражения. Рассказы друзей, коллег, учеников и его самого. М., 2014.
** Одна часть на миллион.
Литература
1. Ломоносов М. В. Явление Венеры на Солнце, наблюденное в Санктпетербургской императорской Академии Наук майя 26 дня 1761 года // Ломоносов М. В. Полное собрание сочинений. Т. 2: Труды по физике, астрономии и приборостроению, 1744–1765 гг. М.; Л., 1955. С. 361–376.
2. Hansen J., Hovenier J. Interpretation of the polarization of Venus // J. Atm. Sci. 1974. V. 31. P. 1137–1160.
3. Ignatiev N. I., Moroz V. I., Moshkin B. E. et al. Water vapour in the lower atmosphere of Venus: a new analysis of optical spectra measured by entry probes // Planet. Space Sci. 1995. V. 45. P. 427–438.
4. Zasova L., Ignatiev N., Khatuntsev I., Linkin V. Structure of the Venus atmosphere // Planet. Space Sci. 2007. V. 55. P. 1712–1728.
5. Saunders R. S., Pettengill G. H., Arvidson R. E. et al. The Magellan Venus radar mapping mission // J. Geophys. Res. 1990. V. 95. P. 8339–8355.
6. Shalygin E. V., Markiewicz W. J., Basilevsky A. T. et al. Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone // Geophys. Res. Lett. 2015. V. 42. doi: 10.1002/2015GL064088.
7. Ignatiev N. I., Titov D. V., Piccioni G. et al. Altimetry of the Venus cloud tops, from the Venus Express observations // J. Geophys. Res. 2009. V. 114. E5. E00B43.
8. Андрейчиков Б. М. Химический состав и структура облаков Венеры по результатам рентгенорадиометрических экспериментов, проведенных на спускаемых аппаратах АМС «ВЕГА-1, 2» // Космич. исслед. 1987. Т. 25. С. 15.
9. Линкин В. М., Бламонт Г. Е., Девяткин С. И. и др. Термическая структура атмосферы Венеры по измерениям спускаемого аппарата «ВЕГА-2» // Космич. исслед. 1987. Т. 25. С. 659–672.
10. Khatuntsev I. V., Patsaeva M. V., Titov D. V. et al. Cloud level winds from the Venus Express Monitoring Camera imaging // Icarus. 2013. V. 226. P. 140–158.